چگونه فاصله ی کهکشان ها را تعیین میکنیم؟؟(قسمت اول)

بعد سوم یا همان فاصله، از اهمیت مضاعفی برخوردار است زیرا زمانی که منجمین با دقت هرچه عمیق تر به فضا نگاه میکنند با بازگشت به عقب در زمان به نور به طور فزاینده قدیمی نگاه میکنند. نه تنها درک موقعیت یک کهکشان در فضا مهم است بلکه عمق آن در زمان نیز مهم می باشد.

فواصل تا نزدیکترین سیارات را می توان توسط اندازه گیری زمان سفر رفت و برگشت امواج راداری که از زمین فرستاده شده و از سطح سیاره منعکس میشود ، تعیین کرد. با این حال این روش به دلیل اینکه شدت موج منعکس شده به سرعت کاهش می یابد، تنها به فواصلی در حدود یک سال نوری محدود میشود.

برخی از روش های اندازه گیری فواصل فراکهکشانی:

• اختلاف منظر
• قیقاووسی ها
• نواختر ها
• افت و خیزهای روشنایی سطحی
• رابطه تولی فیشر
• تابع تابندگی سحابی سیاره نما
• تابع تابندگی خوشه کروی
• رابطه 
• ابرنواختر های نوع Ia

در زیر به شرح این روش ها میپردازیم.

اثر ویلسون - باپو

در اصل ، اختلاف منظر طیف سنجی میتواند فواصل واقعی تا ستارگان دور تا فواصلی حدود 7Mpc را ارائه دهد. در برخی از ستارگان میتوان با اندازه گیری قدر های مطلق ، فواصل را محاسبه کرد. در برخی از ستارگان رده های G,K,M یک خط نشری دیده میشود. پهنای این خط نشری به شدت با قدر مطلق مرئی ستاره ارتباط دارد. اثر ویلسون – باپو برای ستارگانی با بازه 15 قدر، معتبر می باشد.

توضیح روش اختلاف منظر برای تعیین فاصله سیارات

انگشت سبابه یکی از دستانتان را روبروی چشمانتان قرار دهید. حال یک چشم را ببندید و مکان ظاهری انگشت نسبت به پشت زمینه را به خاطر بسپارید. حال با چشم دیگر چنین کاری را انجام دهید. متوجه خواهید شد که انگشت، نسبت به پشت زمینه حرکت کرده است؛ در حالیکه در حقیقت انگشتتان را ثابت نگه داشته بودید. به این پدیده اختلاف منظر می گویند و با دانستن زاویه مابین خط دید دو چشم خود نسبت به انگشت، خواهید توانست فاصله چشمانتان تا انگشت را محاسبه کنید. برای محاسبه فاصله ستارگان نزدیک نیز از چنین روشی استفاده می شود؛ با این تفاوت که اینبار به جای آنکه با دو چشم خود این آزمایش را انجام دهیم، از دو موضع مختلف زمین در مدارش، حرکت یک ستاره نزدیک نسبت به ستارگان دوردست پشت زمینه را مورد بررسی قرار می دهیم.

 مقیاس فاصله قیقاووسی

برای اجسام دورتر، منجمین برای قیقاووسی ها به رابطه دوره تناوب- تابندگی بازگشتند. پیش از آنکه بتوان از این رابطه استفاده کرد ، باید توسط یافتن فاصله تا یک قیقاووسی کلاسیکی رابطه را درجه بندی نمود. متاسفانه نزدیکترین آنها ، ستاره قطبی، برای آنکه روش اختلاف منظر مثلثاتی مفید باشد بسیار دور است. بااین حال هرتزپرونگ برای ارائه یک خط مبنای طولانی تر، از حرکت خورشید نسبت به استاندارد محلی سکون استفاده کرد. روش اختلاف منظر سدگانی او را قادر ساخت فاصله متوسط تا یک قیقاووسی کلاسیکی با دوره تناوب 6.6 روز را تعیین کند. هارلو شپلی نیز روش مشابهی را بکار برد. از آن هنگام که فواصل قیقاووسی ها توسط روش اختلاف منظر و روش های دیگر تعیین شدند، رابطه دوره تناوب - تابندگی به خوبی تثبیت گردید. بلافاصله ستارگان متغیر قیقاووسی ارزش خود را بعنوان معیار های ستاره ای اثبات کردند. در سال 1917 شپلی فواصل تا قیقاووسی های جمعیت II در خوشه های کروی را اندازه گیری کرد و از آنجا برای قطر کهکشان خودی فاصله ی 100pc و برای فاصله ی خورشید از مرکز آن،15pc  را تخمین زد. وجود یک همبستگی میان دوره تناوب نوسانات یک قیقاووسی  و قدر مطلق آن بدین معنی است که می توان از این ستارگان بعنوان شمع های استانداردی برای تعیین فواصل چند ساله استفاده کرد.
علاوه بر این ، در اوایل قرن بیستم ، وجود ابرهای گرد و غباری میان ستاره ای توسط ادوارد بانارد کشف شد. وجود گرد و غبار و گاز میان ستاره ای توانایی کم نور کردن ستارگانی را داشت که تا آن زمان دیده شده بودند. زمانیکه هرتزپرونگ و سپس شپلی رابطه دوره تناوب- تابندگی را درجه بندی کردند، از قیقاووسی های کلاسیکی نزدیک استفاده کردند  اما از اثرات خاموشی چشم پوشی نمودند. هیچ یک از آنها متوجه نشد که گرد و غبار در قرص کهکشانی ، این ستارگان را در حدود 1.5 قدر کم نور میکند.
از روی خوش شانسی، زمانیکه از ستارگان W سنبله استفاده شد، رابطه دوره تناوب – تابندگی تقریباً درست بود. زمانیکه ادوین هابل برای پیداکردن فاصله تا کهکشانM31 و سایر کهکشانها از این درجه بندی استفاده کرد، قدر های ظاهری این قیقاووسی ها درست بودند اما تخمین های او از قدر های مطلق بسیار بزرگ بود! در نتیجه فواصل آنها دست پایین تخمین زده شدند. ستارگان به جای روشنتر و دورتر، کم نور تر و نزدیک تر تصور می شدند.

به وضوح بعضی چیزها اشتباه بود! بنظر میرسید راه شیری بسیار بزرگتر از هر کهکشان دیگری مورد مطالعه باشد. اثبات خاموشی میان ستاره ای بخشی از مشکل را رفع کرد. بقیه این معما در سال 1952 حل شد، زمانیکه والتر باد اعلام کرد دو نوع قیقاوسی وجود دارد: قیقاووسی های کلاسیکی و ستارگان W سنبله که ذاتاً کم نورترند. با این اصلاحات ، فواصل و اندازه های اندازه گیری شده کهکشان های دیگر دو برابر شدند و راه شیری کمی کوچکتر از M31 شد.

رفع مشکل خطای خاموشی

زمانیکه قیقاووسی ها بعنوان شمع های استاندارد مورد استفاده قرار بگیرند ، خاموشی میان ستاره ای بزرگترین منبع خطا است. همچنین ممکن است وابستگی ضعیفی به خاصیت فلزی هم وجود داشته باشد. میتوان توسط مشاهده ستارگان در طول موج های فروسرخ مشکل خاموشی را کاهش داد. زیرا نور فروسرخ به آسانی به داخل نواحی گرد و غباری نفوذ میکند و گرد و غبار تاثیر چندانی بر کم نور کردن آن ندارند. با این حال به دلیل اینکه قیقاووسی ها در فروسرخ حدود سه قدر کم نور تر هستند، منجمین به جستجوی آنها در طول موج های مرئی پایان ندادند.

ادامه دارد...